Spectrophotometric properties of galaxies at intermediate redshifts (z ~ 0.2--1.0) I. Sample description, photometric properties and spectral measurements
我们提出了一个样本的141个发射线星系的光谱特性的红移范围内的$0.2<z<1.0$与周围的峰值$z\in[0.2,0.4]$。该分析基于中等分辨率（$R\_{\mathrm{s}}=500-600$）、在VLT和Keck获得的光谱。目标主要是{}“加拿大-法国红移巡天”发射线星系，以及在透镜星系团后面随机选择的场星系。我们补充这个样本与星系光谱从{}“双子座深深调查”公开数据发布。我们计算了星系的绝对星等，并测量了主要发射/吸收线的线通量和等效宽度。最后两个已经测量后仔细减去拟合恒星连续使用\texttt{platefit}软件最初开发的SDSS和适应我们的数据。我们提出了一个仔细的比较，这个软件与手动测量的结果。还通过记录中分辨率光谱，对管线进行了低分辨率光谱测试，这是{}“VIMOS/VLT深度勘测”（$R\_{\mathrm{s}}=250$）的典型情况。我们表明，我们可以成功地退共最重要的强发射线。这些数据主要用于对星系进行光谱分类，以区分成星星系和活动星系核。在141个发射线星系的初始样本中，我们发现了7个Seyfert 2（窄线活动星系核），115个恒星形成星系和16个“候选”恒星形成星系。这些数据的科学分析，在化学丰度，恒星星族等方面，将在本系列的后续论文中提出。
2005-11-23 astro-ph
Chemically consistent evolution of galaxies: II. Spectrophotometric evolution from zero to high redshift
我们提出了一个新一代的化学一致的进化合成模型的各种光谱类型的星系从E到SD。该模型遵循ISM的化学富集，并考虑到不断增加的初始金属丰度连续恒星世代使用最近公布的金属丰度依赖恒星演化等时线，光谱和产量。我们的第一组闭盒1区模型不包括任何空间分辨率或动态。对于Salpeter初始质量函数（IMF），恒星形成率（SFR）及其时间演化被证明成功地参数化了光谱星系类型E，...，SD.我们展示了恒星金属丰度分布在不同的星系类型随着时间的推移建立后，产量$\sim 12$陀螺仪协议与恒星金属丰度分布在我们和其他地方的星系。该模型给出了综合星系光谱在一个很宽的波长范围内（90.9nm- 160 $μ$米），年龄的$\sim 12$陀螺是在良好的协议，不仅与观察到的宽带的颜色，而且与模板光谱为各自的星系类型。使用过滤功能的Johnson-Brachins，以及HST的光学和贝塞尔和布雷特的近红外滤波器系统的宽带过滤器，我们计算的亮度和颜色演化的模型星系在哈勃时间。包括一个标准的宇宙学模型和星系际氢的衰减，我们提出了进化和宇宙学的修正，以及在不同的过滤器的红移范围从z $\sim 5$到现在的我们的星系类型和比较早期的模型，只使用单一的（=太阳）金属丰度输入物理。我们还提出了我们的CC模型的HDF数据的第一个比较。（摘要摘要）
2003-09-29 astro-ph
Spectrophotometric investigations of Blue Compact Dwarf Galaxies: Markarian 35
我们提出的结果从一个详细的光谱分析的蓝色致密矮星系Mrk 35（哈罗3），深光学（B，V，R，I）和近红外（J，H，K）成像，Halpha窄带观测和长缝光谱的基础上。银河系的光辐射主要由中央的年轻恒星暴所控制，具有棒状的形状，而恒星的基本组成部分，具有椭圆等照度线和红色，从星系中心延伸超过4 kpc。高分辨率的Halpha和彩色地图使我们能够识别恒星形成区域，在空间上将它们与较老的恒星区分开来，并识别出几个尘埃斑。我们推导出的颜色和Halalpha参数为所有确定的恒星形成的结。每个结得出的观测值进行了校正的基础老年恒星星族的贡献，由发射线的贡献，从星际灭绝，并与进化合成模型。我们发现，这三个因素的贡献绝不是可以忽略的，它们在整个星系中有很大的差异。因此，仔细量化和减去每个星系位置的发射线、星系宿主贡献和星际红化，对于推导BCD中年轻恒星的性质至关重要。我们发现，我们可以重现所有的颜色与恒星形成的瞬时爆发和Salpeter初始质量函数的上限为100 M太阳的结。在所有情况下，结只是几个万年的老。下面的恒星群的颜色与几个Gyr的年龄一致。
2007-07-23 astro-ph
Ionising stellar populations in circumnuclear star forming regions
我们基于分光光度数据对环核恒星形成区（CNSFR）的恒星星族和气体物理条件进行了研究，包括7000埃到1微米的光谱范围，这对电离气体的整体诊断非常感兴趣。CNSFR作为一个类的属性推断出与其他恒星形成的发射线对象：低激发盘HII地区和HII星系的比较。
2004-11-10 astro-ph
Chemical Evolution of Spiral Galaxies from Redshift 4 to the Present
我们使用我们的统一的化学和分光光度演化合成代码来描述各种哈勃类型的星系。利用5种不同金属丰度的恒星演化轨迹和元素产额，我们以化学一致的方式跟踪了复合恒星星族的分光光度演化和ISM丰度的化学演化，即，解释了连续几代恒星初始金属丰度的增加。演化的星系模型需要分别在SED、恒星吸收指数或HII区丰度方面与各种哈勃类型的模板附近星系达成一致。在一个给定的宇宙学模型的框架内，ISM丰度和丰度比的红移演化进行了比较阻尼莱曼$α$丰度。这提供了关于早期恒星形成和吸收星系核合成历史的信息，同时，我们的模型预测了它们的光谱能量分布。光学识别的DLA吸收剂，其光谱和化学性质，提供，当然，最强的约束模型参数。
1997-11-10 astro-ph
Modelling Tools: Population and Evolutionary Synthesis
我回顾了星系的分光光度和化学演化的基本概念，对比各种方法，并讨论了各自的优点和缺点，无论是附近和高红移星系的解释。重点是最近试图将气体和尘埃纳入星系演化模型，并考虑恒星，气体和尘埃之间的联系。化学一致的模型描述，试图应付扩展恒星金属丰度分布观察到的本地星系和年轻星系的太阳下丰度。
2000-09-19 astro-ph
The metallicity of circumnuclear star forming regions
利用分光光度法研究了早型旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的环核恒星形成区（CNSFR），这些星系的金属丰度均超过太阳。在仔细减去非常显著的基本恒星吸收后，可以详细确定它们的丰度。结果发现，大多数地区表现出最高的丰度在HII区域的对象。讨论了N/O和S/O的相对丰度。在还表明，CNSFR，作为一个类，从磁盘HII区家庭隔离，集群周围较小的"软参数”- η“-值，因此较高的电离温度。
2006-10-26 astro-ph
Chemically Consistent Evolutionary Models with Dust
作为一种工具来解释附近和高红移星系的数据从光学到K波段，我们提出了我们的化学一致的分光光度演化合成模型。这些模型考虑到不断增加的初始金属丰度连续恒星世代使用最近公布的金属丰度依赖恒星演化轨迹，恒星产量和模型大气光谱。分析了金属丰度的影响。尘埃的吸收是根据气体含量和丰度来计算的，因为它随时间和星系类型而变化。我们将我们的模型与IUE模板光谱进行比较，并能够预测不同光谱类型的UV通量。结合宇宙学模型，我们得到了各种星系类型的演化和k-校正，并显示了仅使用太阳金属丰度输入物理模型的差异作为红移，波长带和星系类型的函数。
1999-06-21 astro-ph
Stellar Populations in Circumnuclear Star Forming Regions
利用演化布居合成和光电离模型，对环核恒星形成区（CNSFR）的宽、窄带测光和分光光度数据进行了分析，研究了该区域的恒星星族和气体物理条件.发现大多数CNSFR显示出年龄略有不同的复合恒星星族。他们似乎有最高的丰度在HII区域一样的对象，也显示N/O过剩和S/O不足的一个因素约三。此外，CNSFR作为一个类别，从磁盘HII区家族中分离出来，聚集在较小的$η$ '值周围，因此具有较高的电离温度。
2002-05-07 astro-ph
Spectrophotometry of massive star forming regions with GTC
近年来，在巨HII区（GHR）中对Wolf-Rayet（WR）星的探测产生了一些问题，这些问题涉及我们目前对大质量恒星演化和热膨胀大气的理解，电离人口的年龄及其对GHR物理性质的影响。在这里，我们提出了分光光度观测的4河外GHR显示WR功能在其光谱。我们的目标是再现同时观察到的WR属性和发射线光谱的帮助下，目前的进化合成模型。最后，我们解决的主要优势，GTC将提供给我们更好地了解大质量恒星形成区。
2002-05-07 astro-ph
The origin of dwarf ellipticals in the Virgo cluster
我们研究了室女星系团中的矮星（L_H < 10^{9.6} L_Ho）形成星系和静止星系的演化，并将它们的紫外-射电厘米级性质与多区化学-分光光度模型的预测进行了比较。我们的模型模拟了一个或多个冲压压力剥离事件和星系饥饿。模型预测，所有形成恒星的矮星系第一次进入星团时，都会释放大部分（如果不是全部的话）原子气体，在短时间尺度（<1.5亿年）内熄灭它们的恒星形成活动。这些矮星系很快变成红色和静止的，富含气体金属的物体，其分光光度和结构特性与矮椭圆星系相似。年轻、低光度、高表面亮度的恒星形成星系，如晚型螺旋星系和BCDs，可能是相对大质量矮椭圆星系的祖先，而低表面亮度的麦哲伦不规则星系很可能演变成非常低表面亮度的静止天体，在地面成像调查中几乎无法检测到。少数矮星系的物理性质介于恒星形成和静止系统之间，这与两个矮星系群之间的快速（< 1 Gyr）过渡相一致。这些结果，结合统计的考虑，是一致的想法，大多数矮椭圆形主导的室女座光度函数的暗端最初的恒星形成系统，吸积的集群和剥离的气体由一个或随后的冲压压力剥离事件。
2008-01-14 astro-ph
A Stellar Library for Evolutionary Synthesis Modeling Including Variable AGB Stars
星暴后中间年龄的自洽分光光度模型需要准确的恒星成分，同时考虑到该阶段主导近红外发射的恒星的主要特征：AGB恒星的可变性。本文提出了一个新的基于变星AGB经验光谱平均值的恒星光谱库。这个库是为了方便在群体合成模型中使用而设计的。我们讨论有意义的方法来计算这些平均值，和非平凡的理论恒星参数的连接。我们的库覆盖了0.5微米和2.5微米之间的近红外波长范围，与仅使用静态巨人的标准库相比，表现出根本性的差异。
1999-06-08 astro-ph
Spectrophotometric properties of pre-main sequence stars: the Epsilon Chamaeleontis cluster
本文对500万年前的Eps-Chamaeleontis（Eps Cha）前主序星（PMS）星团中8个系统的10颗恒星进行了通量标定的低分辨率光谱研究。使用合成的宽带颜色，窄带连续光谱，原子和分子线来自光谱，我们比较Eps Cha恒星的一个稍微老一点的PMS集群，约8百万岁的Eta Cha集群，和主序星矮星。使用合成的VRI颜色和其他指数，我们发现，宽带颜色和光谱温度指标之间的关系Eps Cha集群成员是无法区分的Gyr-old矮星。这一结果与早期在Eta Cha发现的结果相同。重力敏感线指数将星团置于巨星序列和矮星序列之间，并且有明确的证据表明Eps Cha恒星的表面重力低于Eta Cha恒星。这一结果与Eps Cha是稍微年轻的PMS协会相一致，根据这两个集群的Hertzsprung-Russell（HR）图位置以及与PMS进化网格的比较，年轻了几百万年。与标准矮星的观测结果相比，晚M型Eps Cha星团成员的B波段通量超过了约0.2等，这可能与增强的磁场活动有关。类似水平的过量B波段发射似乎是年龄小于几百万年的年轻恒星星族的低质量成员的普遍特征，这与相对X射线光度升高的PMS阶段非常相似。
2008-07-07 astro-ph
Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared
我们提出的演化合成模型适用于近红外光谱的年轻麦哲伦星系团和星暴星系的光谱中观察到的功能。本文研究了CO在2.29微米（2-0波段）和1.62微米（6-3波段）的第一和第二泛音以及（U-B）、（B-V）和（J-K）色的时间演化。我们发现，目前的红超巨星阶段的大质量恒星与亚太阳的化学成分的演化轨迹是不可靠的任何合成的时间演化的红外恒星特征。所选的红外特征对冷恒星大气参数的高灵敏度使我们能够对大质量恒星在其核心氦燃烧阶段的温度和在赫兹-罗素图红色部分所花费的时间分数进行限制。通过调整红超巨星的参数，我们得到了一组经验校准的分光光度模型，从而重现了所观察到的模板的属性。
1998-10-01 astro-ph
Ages of Elliptical Galaxies: Single versus Multi Population Interpretation
本文提出了椭圆星系分光光度指数的新刻度，它是分光光度指数的函数，可以用来估计平均恒星星族年龄和金属丰度。这些校准是基于演化模型，包括一个两相星际介质，infall和银河wind.Free参数被固定，要求模型再现的平均趋势的数据在颜色星等图，以及在平面上的指数Hbeta-Mg 2和Mg 2-<Fe>。为了改善微弱椭圆（MB > -20）在Hba-Mg 2图中的位置，引入了缩小尺寸。应用我们的校准的一个样本的椭圆星系和比较来自单一的恒星星族模型的结果。我们的模型表明，平均人口年龄跨越7-12 Gyr的间隔，并与金属丰度，范围从大约一半到三倍太阳。
2007-08-17 astro-ph
The Physical Relation between Age and Metallicity in Galaxies
我们提出了统一的化学和分光光度演化合成模型，允许描述复合恒星星族在化学上一致的方式。保持跟踪ISM丰度在每个恒星诞生时，并使用输入物理（恒星产量，轨道，光谱）为不同的金属量，我们占连续恒星世代的初始金属量增加。对于任何类型的星系，它的恒星形成历史决定了其恒星的年龄和金属丰度之间的物理关系。与仅使用太阳金属丰度输入物理的模型相比，ISM富集演化和分光光度演化的差异是显着的，并且它们随着回顾时间的增加而增加。结果用于验证阻尼锂$α$吸收体。对ISM化学演化的了解可以预测当螺旋线以任何红移合并时可能形成的恒星、星团和潮汐矮星系的丰度。
2000-09-19 astro-ph
Coupling emitted light and chemical yields from stars: a basic constraint to population synthesis models of galaxies
在本文中，我们强调恒星系统的化学和分光光度演化之间的密切联系：恒星的化学产额对应于其发射光的精确分数。我们把这个概念量化。从简单的恒星星族，我们得到有用的分析关系来计算恒星的燃料消耗（发射光）作为恒星模型预测的基本量的函数，即质量的核心和化学成分的信封。最终的公式解释了综合光贡献（总的或仅限于特定的演化阶段），化学产额和恒星残余物之间的关系。我们测试他们的准确性的情况下，低和中等质量的恒星，并指出如何扩展到大质量恒星的分析。这种形式主义提供了一个简单的工具来检查星系模型中采用的不同恒星输入之间的内部一致性：通过分析公式计算的燃料（对应于一组给定的化学产额）应该与沿着恒星演化轨迹或等时线的光度积分（对应于一组给定的分光光度模型）给出的精确值进行比较。只有当两种燃料的估计值相似时，恒星输入才能被认为是能量自洽的。这对星系模型提出了一个重要的要求，也考虑到不同来源的输入恒星数据经常被用来模拟它们的分光光度和化学演化。
2001-07-30 astro-ph
Optical and near-IR Spectrophotometry of CNSFRs: Preliminary Results
本文介绍了旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的环核恒星形成区分光光度观测的初步结果。分析的重点是确定气体中的元素丰度和揭开电离恒星星族负责在这些地区观察到的激发。
2002-11-14 astro-ph
Two massive star-forming regions at early evolutionary stages
我们报告了对IRAS 15596-5301和16272-4837的ATCA射电连续谱的敏感观测，这两个发光天体（> 2 × 10^4 Lsun）被认为代表了处于早期演化阶段的大质量恒星形成区（由于以前未检测到的每束2 mJy的1-sigma水平的射电发射）。还报道了1.2毫米连续谱和一系列用SEST望远镜进行的分子谱线观测。对于IRAS 15596-5301，观测揭示了与致密分子核心相关的三个不同的致密无线电连续源的存在。我们认为，这个核心包含一个集群的B星是令人兴奋的紧凑的HII地区，在压力平衡与密集的分子环境。没有从IRAS 16272-4837中检测到无线电连续辐射（3 σ限值为0.2 mJy）。然而，一个致密的分子核心已经被检测到。这个巨大的核心的高亮度和缺乏无线电发射表明它拥有一个嵌入的年轻大质量原恒星，仍然在经历激烈的吸积阶段。这种情况下的支持所观察到的线轮廓的特性和存在的双极流出检测到的观测SiO排放。我们认为IRAS 16272-4837是一个真正的大质量恒星形成区，处于非常早期的演化阶段，是超致密HII区的前身。
2002-07-26 astro-ph
On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun
本文研究了97颗银河场Be星的基本参数，考虑了快速自转对它们的影响。所有程序星都在BCD分光光度系统中观测，以尽量减少星周环境对光谱光球特征产生的扰动。这是首次尝试通过同时使用模型大气和演化轨迹来确定恒星质量和年龄，两者都是为旋转物体计算的。恒星年龄（$τ$）归一化到各自的推断时间，每个旋转的恒星可以花在主序星相（$τ\_{\rm MS}$）揭示了一个质量依赖的趋势。这一趋势表明：b）（$τ/τ\_{\rm MS},M/M\_{\odot}$）图上的点的分布表明，在大质量恒星（$M \ga 12M\_{\odot}$）中，Be现象出现在比质量较小的恒星（$M \la 12M\_{\odot}$）更小的$τ/τ\_{\rm MS}$年龄比上。这种分布可能是由于：$i$）大质量天体的质量损失率较高，这可以减少表面的快速旋转; $ii$）从核心到表面传输角动量的循环时间尺度，恒星质量越低，循环时间尺度越长。
2005-09-06 astro-ph
Interpreting the galaxy group CG J1720-67.8 through evolutionary synthesis models
本文是详细分析紧凑星系群CG J1720-67.8及其成员星系性质的系列文章之一，旨在揭示其演化历史。在这里，我们解释我们以前发表的观测结果，通过与化学一致的分光光度演化合成模型的比较，以获得进一步的线索，在这个群体中的星系的演化历史。为了减少自由参数的数量，我们考虑了一个最简单的情况下，一个单一的恒星形成爆发后，11 - 12 Gyr的未受干扰的星系演化。然而，我们也简要地探讨了多重相互作用引起的恒星形成爆发的影响。我们发现这两个旋涡星系与4 ~ 1.8亿年前相互作用引起的强恒星爆发是一致的，并且仍然活跃。对于早型星系，一个<~ 0.9 - 1.3 Gyr的恒星形成事件（取决于所考虑的模型）似乎与观测到的性质一致。与模型的比较不能排除这个星系已经是合并的结果的可能性。或者，这个星系中的恒星形成事件可能是由与伴星系相互作用的气体流入触发的。星系质量的估计来自与模型的比较。最后，我们的结果进行了讨论，与其他研究的贫穷星系系统。
2005-09-30 astro-ph
Spectrophotometric properties of galaxies at intermediate redshifts (z ~ 0.2--1.0) II. The Luminosity -- Metallicity relation
本文给出了131个恒星形成星系在中等红移（$0.2<z<1.0$）下的气相氧丰度（O/H）。样品的选择，光谱观测（主要是VLT/FORS）和相关的数据处理，光度特性，发射线测量和光谱分类在配套文件（文件I）中有充分的描述。我们使用两种方法来估计O/H丰度比：基于经验校准的{}“标准”$R\_{\mathrm{23}}$方法和基于光电离模型网格和发射线拟合的CL 01方法。对于大多数星系，我们已经能够解决的问题之间的高和低金属丰度分支的O/H与$R\_{\mathrm{23}}$关系使用各种次级指标的金属丰度简并。在$B$ -和$R$ -波段推导出了光度-金属丰度（$L-Z$）关系，金属丰度是用两种方法（$R\_{\mathrm{23}}$和CL 01）推导出来的。在分析中，我们首先考虑我们的样本，然后一个更大的，其中包括其他样本的中红移星系从文献中得出。导出的中等红移下的$L-Z$关系与局域宇宙的$L-Z$关系非常相似（斜率相同）。我们的样品仅显示了一个小的$L-Z$关系的红移到$z\sim1.0$的演变。我们只发现与导出参数的不确定性相一致的统计变化。包括其他中等红移星系的样本，我们发现，然而，在$z\sim1$的星系似乎是金属缺乏的$\sim3$的一个因素相比，在本地宇宙的星系。对于给定的光度，它们平均含有锁定在本地星系中的金属的约三分之一。
2005-11-23 astro-ph
Soft X-ray to Far Infrared luminosities ratio in star-forming galaxies
在形成恒星的星系中，软X射线和远红外线或射电光度之间有很好的相关性。在这项工作中，我们分析了软X射线和远红外光度之间的关系，进化人口合成模型的预测，旨在首先测试的有效性的软X射线光度作为恒星形成率估计，使用已经知道的校准的远红外光度作为代理，并提出了一个校准的基础上进化合成模型的预测。我们已经计算了软X射线和远红外光度预计为一个大规模的星爆作为一个功能的演化状态，效率的机械能转换成软X射线光度，恒星形成制度（瞬时或扩展）和尘埃丰度，并比较了预测与观测值的样本62恒星形成的星系从文献中。观测到的Lsoftx/Lfir比值与模型在现实假设（年轻恒星爆发，机械能再处理效率只有几个百分点）下的预测一致，证实了扩散软X射线发射与恒星形成事件的直接关系。围绕大质量恒星形成区域的弥漫、扩展气体的软X射线发射可用作恒星形成率估计器。在文献中提出的经验校准支持的演化合成模型的预测和分析的一个更大的样本的恒星形成的星系，但它是偏向于星系占主导地位的相对未进化的星爆。
2008-03-13 astro-ph
The Infrared Spectral Energy Distribution of Normal Star-Forming Galaxies
我们提出了一个新的唯象模型的光谱能量分布的正常恒星形成星系之间的3和1100微米。一个序列的现实星系光谱构造从家庭的尘埃排放曲线假设幂律分布的尘埃质量在广泛的星际辐射场。对于每一个星际辐射场加热强度，我们结合发射曲线的大和非常小的颗粒和芳香特征载体。该模型是由IRAS和ISOCAM宽带光度和ISOPHOT分光光度观测我们的样本的69个正常星系的约束，该模型再现了经验光谱和红外颜色的趋势。这些模型光谱使我们能够确定正常星系的红外能量预算，特别是远红外通量转换为总（热）红外通量。随着活动水平的增加，20 - 42微米的范围似乎显示出相对而言最显着的增长，这表明20-42微米的连续体可能是目前星系中恒星形成的最佳尘埃排放示踪剂。本文还讨论了星系的红外色-色图与红移的关系以及远红外与射电的相关性。
2000-11-01 astro-ph
An Assessment of HR Diagram Constraints on Ages and Age Spreads in Star-Forming Regions and Young Clusters
前主序演化理论没有很好地校准观测。小心地，观测到的量可以转换成有效温度和光度（即赫兹-罗素图），理论计算也预测了恒星质量和年龄的函数。对于附近的年轻的星团和协会的年龄范围从<1 Myr to >1亿年的样本，我们已经测试了作为有效温度的函数对各种预测的前主序星等时线的光度轨迹。正如我们在Hillenbrand & White（2004）中发现的那样，对于恒星的年龄，有两个结论：一些演化计算在再现经验序列方面比其他计算更好，所有主序前演化计算与数据之间的系统差异是显而易见的。我们还模拟了具有不同恒星形成历史的假设星系团，并将由此产生的HR图预测与观察到的星系团进行比较。我们的努力是针对定量评估的 ** 表观 ** 光度传播的恒星形成区和年轻的集群，这往往被错误地解释为 ** 真实 ** 光度传播的 ** 真实 ** 年龄传播的指示。
2007-03-26 astro-ph
Circumnuclear Regions of Star Formation in Early Type Galaxies
环核恒星形成区（英语：circumnuclear star forming regions），也被称为热点，经常在一些旋涡星系的内部区域发现，那里正在发生激烈的恒星形成过程。在紫外线，大质量的恒星占主导地位的观测到的环核发射，即使在存在一个活跃的核，贡献30和50%之间的H $β$总排放的核区。本文给出了中等分辨率（3000 < R < 11000）的分光光度数据，从中导出了电离气体的物理性质：电子密度、氧丰度、电离结构等。
2008-01-20 astro-ph
Evolutionary Signatures in the Formation of Low-Mass Protostars
我们展示了一个恒星形成过程的进化图。我们假设一个奇异的，等温球作为初始状态的核心，经历崩溃所描述的\citet{shu77}。我们包括在早期的第一个流体静力学核心的演变，并允许磁盘增长预测的\citet{adams86}。我们使用一个1维的辐射转移代码来计算光谱能量分布的演变的原恒星从开始崩溃的点时，所有的信封材料吸积到恒星+磁盘系统。然后，我们计算作为时间函数的各种观测特征（$T_{bol}$、$L_{bol}/L_{smm}$和红外颜色）。根据测辐射热温度标准的定义，0级阶段应该非常短，而I级阶段在原恒星的早期生命中持续了很长时间。我们提出的物理区别形成恒星的类和计算这些类的观测签名。最后，我们提出了红外色星等图的模型，观察斯皮策太空望远镜，这应该是强有力的鉴别器，在确定一个原恒星的演化阶段。
2005-03-21 astro-ph
Young Star Clusters in The Antennae: A Clue to their Nature from Evolutionary Synthesis
我们利用我们的分光光度演化合成模型分析了Whitmore & Schweizer（1995）用HST WFPC 1探测到的相互作用星系对NGC 4038/39中亮星团的种群。我们得到了所有具有V-I色的星系团的年龄，并跟踪了它们的光度函数（LF）的时间演化。年龄分布清楚地揭示了一些来自母星系的古老球状星团（GC）的存在。它们的有效半径与年轻星团的有效半径没有显著差异。我们证实了Meurer（1995）的猜想，即如果考虑年龄扩散效应，LF的形状在进化过程中会发生变化。我们发现，在哈勃望远镜的时间内，所观察到的指数LF的年轻星团将演变成一个典型的高斯GCLF参数M $_{V_0} = -7.1$马格和$σ(M_{V_0}) = 1.3$马格。我们讨论了金属丰度的影响，不均匀的内部尘埃分布的影响，以及可能的影响内部-通过恒星质量损失-和外部动力学效应的长期演变的LF。将YSC的光度参照到均匀年龄，结合M/L模型，我们恢复了YSC系统的内禀质量分布。这是高斯形状的良好近似，因此代表一个准平衡分布，根据Vesperini（1997）的银河系GC系统$-$的动力学模型，$-$的形状在哈勃时间的动力学演化中不会改变，尽管大量的星团将被摧毁。在相互作用/合并和合并残余星系的年龄序列中比较年轻星团的人口将直接揭示外部动力学效应的作用。
1998-03-12 astro-ph
The molecular environment of massive star forming cores associated with Class II methanol maser emission
甲醇脉泽发射已被证明是一个很好的路标地区正在经历的大质量恒星形成（MSF）。为了研究它们作为进化示踪剂的作用，我们最近完成了一个大型的观测计划与ATCA的分子/电离气体的动力学和物理性质，对6.7 GHz的甲醇脉泽发射跟踪的MSF区域的样本。我们发现，在许多这些地区的分子气体分解成多个子块，我们分成集团的基础上，他们与/不与甲醇脉泽和厘米连续发射。分子气体的温度和动力学状态在各组之间明显不同。基于这些差异，我们试图评估的核心在集团的演变状态，从而调查的作用，第二类甲醇脉泽作为MSF的示踪剂。
2007-04-13 astro-ph
Outflows and jets from massive star-forming clusters
研究年轻的大质量恒星形成星团的外流可以让人们推断出导致最大质量恒星形成的物理过程。我将回顾目前的高空间分辨率干涉（分）毫米的大规模分子外流的研究和高质量恒星形成的影响。一个可能的演变方案，大规模的外流高度准直的结构在最开始和更多的风一样的外流在以后的阶段将被概述。
2004-04-28 astro-ph
The massive stellar content in NGC604 and its evolutionary state
利用为年轻恒星形成区优化的演化模型解释了NGC 604光谱中检测到的紫外共振风恒星线、星云光发射线、巴耳末系高阶项和HeI吸收线。以自洽的方式导出了该区域的演化状态和大质量恒星含量。这三种技术表明，NGC 604的中央电离星团非常年轻，年龄为300万年，星团中的恒星是在Salpeter或更平坦的IMF之后的瞬间爆发中形成的，其恒星质量超过80 Msol。星团能够提供大部分的电离光子需要photodetron整个星云，和风力形成中央壳结构的地方，集群核心所在。星团受到一种类似于影响电离气体的平均消光的消光的影响。星团中大质量恒星的估计数量也与以前基于单个恒星探测的研究结果一致。我们在这里提出的结果支持使用这些技术的解释更遥远的恒星形成区的综合光
2000-03-05 astro-ph
Testing Theoretical Evolutionary Models with AB Dor C and the Initial Mass Function
我们评估的年轻的低质量物体的演化模型的约束，提供了由同伴AB D或C的测量关闭和同事，并通过一个新的比较模型导出的IMF恒星形成区域的校准IMF的太阳附近。在对Close的AB Dor C的成像和光谱数据进行独立分析后，我们发现当一个窄带图像从另一个窄带图像中减去时，在SDI图像中没有检测到AB Dor C的显著水平（SN 1.2），但它确实出现在单独的SDI帧以及JHK的图像中。利用Luhman，Stauffer，& Mamajek的AB Dor 7.5 - 1.5亿年的年龄，Chabrier & Baraffe模型预测的光度值与我们的估计值一致。我们从AB Dor C的K带光谱中测得了一个M6+/-1的谱型，它比Close的M8+/-1的谱型要早，并且在采用矮温标时与模型的预测相一致。在测试这些模型在更年轻的年龄，我们表明，低质量的IMF，他们产生的恒星形成区域是类似的IMF的太阳附近。如果在这些恒星形成区域的IMF中，低质量恒星和褐矮星的质量被低估了两倍，就像克洛斯所建议的那样，那么表征当前银河系恒星形成的IMF将与太阳附近的IMF完全不同。
2005-10-22 astro-ph
Fragmentation of a high-mass star-forming core
在最早的演化阶段，大质量的恒星形成区域深深地嵌入其诞生的核心，在光学和近红外波长下无法观察到。干涉高空间分辨率毫米尘埃连续观测一个非常年轻的大质量恒星形成区域解开其类星团性质已经在恒星形成过程的一开始。导出的原星团质量函数与恒星IMF一致。因此，最初大质量核心的碎裂可能决定了最终恒星的IMF和质量。这意味着所有质量的恒星都可以通过吸积形成，而原恒星的合并似乎是不必要的。
2004-08-20 astro-ph
A multiwavelength vision of star forming regions: What does lambda_1 know about lambda_2?
在这方面的贡献，我显示的物理限制，从0到10 Gyr的标准合成模型的应用。我还提出了多波长光谱（从伽马射线到无线电）的年轻恒星形成区域的基础上，考虑到恒星形成过程的随机性的演化人口合成模型。我展示了如何不同的观测值的相关性，可以建立一个更好的理解恒星形成过程。最后，我比较了活动星系核和恒星形成区的光谱能量分布，并指出了恒星形成星系核与Seyfert 2活动星系核的可能联系。
2002-10-14 astro-ph
Comparisons of an Evolutionary Chemical Model with Other Models
我们比较进化的化学模型与简单的经验模型的丰度和静态化学模型。我们专注于预测的分子线配置文件，通常观察到的低质量恒星形成的核心。我们表明，经验模型可以用来约束蒸发半径和降落半径使用线的一些物种。经验模型不能很好地代表具有更复杂丰度分布的物种。静态化学模型产生的丰度分布不同于从演化计算中获得的丰度分布，因为静态模型不考虑从外部区域向内的物质流动。用于探测下落的线的最终轮廓可能会有很大的不同。
2005-06-03 astro-ph
Is the [CO] index an age indicator for star forming galaxies?
经典的[CO]指数，即从2.29微米开始的CO第一泛音吸收带的强度，有时被用来限制星系中恒星形成事件的最大年龄。在本文中，我们批判性地分析了理论模型，这些模型可以预测在年龄超过1亿年时[CO]的系数下降>2或显著增加，这取决于人们采用的进化轨迹-LMC中年轻星团的观测数据，这些数据没有显示CO指数和星团年龄之间有任何强关系。上述的情况表明，[CO]的值并不能提供一个可靠的工具来估计年龄超过1000万年的恒星星族，也就是说，在第一颗红超巨星形成之后。理论模型的矛盾结果反映了在处理沿渐近巨分支（AGB）的演变问题。特别是，那些进化的合成模型，使用恒星轨道，不包括热脉冲AGB阶段产生太弱的CO功能在100-1000万年，即在年龄范围内的近红外辐射时，主要由热脉冲AGB星。
2000-03-09 astro-ph
Survey of intermediate/high-mass star-forming regions at centimeter and millimeter wavelengths
我们提出了毫米和厘米连续观测的结果，与IRAM 30米望远镜和VLA，对样本的11个发光IRAS源归类为高质量的原恒星对象候选人。我们发现1.2毫米发射的所有（但一个）地区可能跟踪尘核中的大规模年轻恒星物体正在形成，我们估计质量范围从10到140 Msun。对于所有的来源，但一个，我们检测到厘米发射与红外天文台的源，紧凑或超紧凑的HII区域的候选人，与早期的B型恒星电离星。7毫米的发射部分解决了在这个波长观察到的四个源，在7毫米的尘埃排放的贡献范围从可忽略不计的44%。通过将我们的数据与红外测量相结合，我们拟合了源的光谱能量分布。最后，我们找到了出生云的破坏程度之间的相关性，估计从与厘米源相关联的尘埃排放相对于其周围的尘埃总量的分数，和厘米源的大小。从这个相关性，我们建立了一个演化序列，这是一致的，从微波激射器/外流/致密气体排放和红外过剩预期的演化阶段。
2008-02-21 astro-ph
Massive Star Forming Regions: from diagnostic tools to derived properties
本文综述了大质量恒星形成区（HII区、星暴等）多波长诊断工具（演化综合、光电离模型）的最新进展。和他们的一些输入物理（特别是模式大气）进行了审查。总结了基于恒星特征和星云紫外到红外发射线的综合光谱的恒星星族分析。我们强调的重要性，“模板”的研究，在各种尺度（从个别恒星，以及研究星系）和各种波长，以了解在大规模恒星形成区域的操作过程，并可靠地得出其属性。
2000-07-20 astro-ph
Superbubble Activity in Star-Forming Galaxies
来自大质量恒星（主要是超新星）的机械反馈可以主导ISM结构和相位平衡，从而深刻影响银河系的演化过程。我们对机械反馈的理解是基于绝热的，风驱动的气泡模型，应用于三十多年的大小尺度。测试的模型，以及我们随之而来的理解反馈，进行审查。虽然该模型在很大程度上是成功的，但关键的未知因素仍然阻碍了对反馈后果的全面理解。
2002-12-03 astro-ph
Predicting Metallicities and Color Distributions for Secondary GCs Forming in Spiral Galaxy Mergers at Various Redshifts
在第一个$^{\rm st}$步骤中，我提出了我们的新的一套进化合成模型的结果，为简单（=单爆发）恒星星族（{ \bf SSP}）的各种金属丰度，并在第二个$^{\rm nd}$步骤中，我结合这些结果与我们的信息有关的红移演变的螺旋星系的ISM丰度。其目的是提供一个网格的颜色和光度分布的任何次级GC人口形成在过去的某个时候，在这些合并与观测比较。
2001-06-07 astro-ph
Dust and Nebular Emission. I. Models for Normal Galaxies
我们提出了一个恒星形成星系的星云发射模型，它考虑到了尘埃再加工的影响。星云的发射已经计算与云，然后纳入GRASIL，我们的分光光度计代码专门开发的尘埃星系。星云发射和星族合成之间的接口是基于一组预先计算的HII区发射模型，涵盖了广泛的物理量。关于正常的恒星形成星系的消光特性，我们能够解释所观察到的缺乏相关性的衰减测量在Halpha和在UV波段作为年龄选择性消光的结果。我们还发现，对于这些星系与适度的SFR，FIR/UV的比率提供了最好的约束紫外线衰减。我们的模型还允许以一致的方式处理不同的SFR估计，从紫外线到无线电波长，并讨论了恒星形成星系中遇到的不同物理条件所产生的不确定性。我们提供我们的SFR/光度校准的最佳估计，连同其预期的变化范围。它的结果是，SFR通过Halpha推导，即使当使用巴尔末减量灭绝校正，是由于年龄选择性灭绝的重要不确定性的影响。另一个值得注意的结果是，SFR从UV光度校正的FIR/UV比的装置有一个小的不确定性。最后，我们的模型提供了一个校准的SFR从无线电光度，我们也能够重现所观察到的FIR/无线电比。
2003-07-04 astro-ph
Evolving structures of star-forming clusters
了解年轻星团的形成和演化需要对其结构进行定量统计测量。我们调查观察到的和模拟的恒星形成集群的结构。通过考虑观测中不同的演化类别和重力湍流破碎模型中的时间演化，我们研究了团簇结构的时间演化。我们采用不同的统计方法，特别是归一化平均相关长度和最小生成树技术。我们细化的归一化的聚类参数，通过定义使用归一化的凸包的对象的区域，并调查三维集群的二维投影的效果。我们引入了一个新的测度$ξ$来度量团簇的伸长。它被定义为由包围圆确定的簇半径与从归一化凸包导出的簇半径的比率。年轻恒星的平均间距随着演化类别的增加而增加，反映了星团的膨胀。在许多情况下，模型聚类的聚类参数与观察到的聚类参数很好地对应，特别是当$ξ$值相似时。没有相关性的聚类参数与湍流环境的分子云，表明可能的影响的环境上的聚类行为迅速平滑的恒星速度色散。聚类参数的时间演化表明，星团是由几个子星团组成的，并演化为一个更集中的星团，而星团的扩张速度比新恒星的形成速度要慢。
2005-12-01 astro-ph
First 450-micron dust continuum mapping of the massive star-forming region NGC 3576 with the P-ArTeMiS bolometer camera
背景：大质量恒星形成的最早阶段目前存在很大争议。目标。为了取得进展，我们对NGC 3576区域中类似0类的原恒星致密核心进行了普查，该区域是银河系中距离最近、最明亮的大质量恒星形成嵌入地点之一。研究方法：我们使用APEX望远镜上的P-ArTeMiS测辐射热计相机来制作与NGC 3576相关的致密团块的第一个450微米尘埃连续图。结果如下：结合我们的450微米观测和其他波长的现有数据，我们已经确定了沿着NGC 3576灯丝的七个大质量原恒星源，并将它们放置在原恒星的M_env-L_bol演化图中。结论：与理论演化轨迹的比较表明，这7个原恒星源将演化成质量为M* ~ 15-50 Msun的大质量恒星。四个源被归类为候选的高质量0类物体，两个源作为大规模的I类物体，一个源似乎处于中间阶段。
2008-09-23 astro-ph
Star-forming galaxies at z ~ 2: a major science case for the EMIR/GOYA survey on GTC
我们提出了一个项目的第一个结果，旨在获得高红移透镜星系的物理特性，本质上比目前在该领域观察到的莱曼破裂星系。利用VLT上的FORS和ISAAC光谱，我们利用全静止坐标系的紫外-光学范围，推导了低光度z ~ 2恒星形成星系的物理性质（SFR、消光、化学丰度、动力学、质量等）。虽然样本对于统计研究来说仍然太小，但这些结果让我们深入了解遥远恒星形成物体的性质和演化状态以及它们与现代星系的联系。这一项目将作为对EMIR/GOYA关于GTC的调查进行科学分析的基础。
2004-04-23 astro-ph
Star-forming protoclusters associated with methanol masers
我们对五个甲醇脉泽位置进行了多波长研究，这些位置与强的（$>100$ mJy）射电连续源：G31.28 ± 0.06，G59.78 ± 0.06，G173.49 ± 2.42（S231，S233 IR），G188.95 ± 0.89（S252，AFGL 5180）和G192.60 -0.05（S255 IR）。这些无线电宁静的甲醇脉泽站点通常被解释为超紧凑的\ion{H}{ii}区域或大质量原恒星站点的前兆。在这项工作中，甲醇脉泽的环境探测中红外到毫米波长的角分辨率为$8''-34''$。光谱能量分布（SED）图为每个网站，连同质量和光度估计。每一个射电宁静脉泽位置总是与一个巨大的（$>50$ M $_{\odot}$）、深埋的（$A_v>40$ mag）和非常明亮的（$>10^4$ S L $_{\odot}$）分子团（带有$L_{total}{\propto}M_{gas}^{0.75}$）相关联。这些物理特性使得大质量恒星形成团块的演化阶段比\ion{H}{ii}区域更早。此外，在甲醇脉泽地点附近还发现了仅在毫米波长处可见的较冷气体团。这些较冷的团块可能代表了大质量恒星形成的更早阶段。这些结果表明，从一个冷的团块，只看到在毫米波长的大质量恒星形成的演化序列，演变成一个热的分子核心与两个组件的SED在远红外和中红外波长的峰值，（超紧凑）\ion{H}{ii}地区。或者，冷团块可…
2004-11-26 astro-ph
V, R, I and Halpha photometry of circumnuclear star forming regions in four galaxies with different levels of nuclear activity
本文给出了具有不同核活动的星系：NGC 7469（Sy 1），NGC 1068（Sy 2），NGC 7177（LINER）和NGC 3310（Starburst）的环核恒星形成区（CNSFR）的V，R，I连续谱带和H α ~+ [NII]光度学。它们的阿尔法光度（0.02 - 7 x10 **40 erg/s;未校正内部消光）与其他星系的光度相当。除了NGC 3310中的星系外，在不同星系中没有发现CNSFR的宽带颜色的系统差异，NGC 3310中的星系相当蓝，部分原因是年轻的恒星星族。使用理论进化合成模型，一些颜色可以由单一种群（7 - 3亿年）和灭绝（0.5-1.5等）复制。然而，在许多情况下，观察到的Halpha等效宽度需要更年轻的人群。NGC 1068、7177和7469在太阳金属丰度下符合两次爆发的星群模型;两个星群之间的年龄差约为500 - 700万年，年轻的爆发占星团总质量的3 - 61%，这与年轻的爆发是由前一次爆发的超新星活动引起的一致。NGC 3310需要更年轻的电离人口年龄和更低的金属丰度。观测/预测的过量（R-I），与正常的红化定律不一致，可能是由于存在于较老的人口中的红超巨星，并且模型没有正确地解释。两个人口方案似乎显示了CNSFR的演化状态与母星系的核类型的趋势，仍有待探讨。
1999-09-06 astro-ph
Extremely red galaxies in the Phoenix Deep Survey
凤凰号深空巡天（PDS）是一个基于1.4 GHz射电观测的多波长巡天，用于识别z=1的大样本恒星形成星系。在这里，我们提出了一个探索的恒星形成的人口所施加的1.4 GHz的源计数的演化约束，其次是极红星系在PDS的平均属性的分析，通过使用“堆叠”技术。
2003-09-04 astro-ph
New light on the S235A-B star forming region
S235 A-B恒星形成区在过去已经被广泛地观察到，从无线电到近红外，但是在水脉泽的周围发生了什么，放置在两个星云之间，仍然不清楚，因为分辨率不足，特别是在从远红外到毫米的光谱范围内，尽管有声音表明那里正在形成新的年轻恒星（YSO）。我们在这里提出了新的高分辨率地图在毫米波长在不同的分子（HCO+，C34 S，H2 CS，SO2和CH 3CN），以及在1.2和3.3毫米的连续得到的高原德布尔干涉仪，以及JCMT在450微米和850微米处的观测，其明确地揭示了位于两个HII区域S235 A和S235 B之间的新YSO的存在，与水脉泽有关。一个分子核心和一个未分辨的毫米级和亚毫米级的源位于脉泽的中心，并指示质量落入核心。两个分子双极流出和一个射流来自同一位置。发现弱证据表明分子旋转盘垂直于主要双极流出的方向。推导出的参数表明，其中一个YSO是处于非常早期进化阶段的中等亮度天体（L~1000 Lsun），嵌入在~100 Msun的分子核心中，温度为30 K。YSO的主要能量来源可能来自引力坍缩，因此使它成为一个罕见的中等光度原恒星的例子，代表了大质量恒星和0-I类低质量原恒星最早演化阶段之间的联系。
2004-03-19 astro-ph
